Потоки ГКЛ в межпланетном пространстве практически постоянны, изотропны и
испытывают в области энергий меньше 20 ГэВ модуляцию, связанную с 11-летним
циклом солнечной активности. Природа этой модуляции в принципе подобна природе
явления, рассматриваемого в настоящей главе, и связана с рассеянием космических
лучей магнитной структурой (в данном случае – Солнечной системой с ее магнитным
полем). Дифференциальный спектр протонов ГКЛ, имеющий при высоких энергиях
показатель -2.7, приведен на рисунке. Протоны составляют более 90% частиц ГКЛ,
ядра гелия – около 7%, остальное приходится на более тяжелые элементы. В составе
ГКЛ наблюдаются ядра вплоть до железа. Спектры различных элементов примерно
подобны.
Появление потоков СКЛ связано с солнечными вспышками, при этом характеристики
отдельных событий могут отличаться друг от друга интенсивностью, спектром и
временным профилем. На этом же рисунке показан спектр СКЛ, измеренный сетью
наземных нейтронных мониторов вблизи максимума мощной солнечной вспышки
28.10.2003 г. [2]. Такие мощные вспышки наблюдаются довольно редко (всего их
зарегистрировано несколько десятков), обычно потоки СКЛ существенно меньше, а
спектры мягче. На основании многолетних измерений верхняя граница СКЛ
оценивается как 15 ГэВ.
При энергиях выше 60 ГэВ геомагнитное поле не препятствует проникновению частиц,
и необходимо учитывать лишь экранирование самой Землей.
Геомагнитное поле
Модели поля:
- Смещенный и наклоненный диполь.
Магнитный момент ~8·1019 Гс·м3.
Центр диполя смещен относительно центра Земли на ~ 400 км.
Магнитные полюса - 75° с.ш., 101° з.д.
и 66° ю.ш., 141° в.д. - Поле IGRF.
- Поле внешних токовых систем – модели Цыганенко.
- Граница магнитосферы – параболоид вращения.
Магнитосфера Земли
Магнитосфера Земли представляет собой сложный физический объект, формирующийся в
результате взаимодействия собственного магнитного поля Земли, межпланетного
магнитного поля и сверхзвукового потока солнечного ветра. Кроме того, внутри
магнитосферы существуют потоки заряженных частиц, в свою очередь генерирующих
магнитные поля.
Собственное магнитное поле Земли (поле внутренних источников) может быть описано
с помощью разложения по сферическим гармоникам, коэффициенты разложения
определяются по данным наземных измерений [3]. Геомагнитное поле с течением
времени постепенно уменьшается, а координаты магнитных полюсов медленно
изменяются. В настоящее время общепринята модель IGRF (International Geomagnetic
Reference Field), позволяющая вычислять геомагнитное поле на заданную эпоху в
интервале 1945-2010 гг. В самом грубом приближении геомагнитное поле может
рассматриваться как поле диполя с магнитным моментом порядка 8∙1019 Гс∙м3.
Центр диполя смещен относительно центра Земли на ~ 400 км, а ось наклонена так,
что она пересекает земную поверхность в точках с координатами 75° с.ш., 101° з.д.
и 66° ю.ш., 141° в.д. Вклад от мультипольных членов быстро убывает с увеличением
расстояния от Земли.
На расстоянии в несколько радиусов Земли влияние внутримагнитосферных токовых
систем становится сопоставимым с полем диполя, кроме того, существенно
сказывается деформация магнитосферы солнечным ветром, приводящая к сжатию в
направлении к Солнцу и вытягиванию в антисолнечном направлении. В настоящее
время наиболее часто используются различные варианты моделей, разработанных Н.А.
Цыганенко (Tsyganenko) и построенных на интерполяции и обобщении большого числа
экспериментальных данных – измерений геомагнитного поля в различных точках и при
различной геомагнитной возмущенности [4-7]. На предыдущем рисунке показано
меридиональное сечение магнитосферы, рассчитанное с использованием этой модели.
В первой версии (модель Цыганенко-89) геомагнитная возмущенность описывалась
единственным параметром – Kp-индексом. В более поздних версиях моделей Цыганенко
в качестве параметров дополнительно используются величина Dst-вариации, а также
значения скорости и плотности солнечного ветра и напряженности межпланетного
магнитного поля. Примерно такой же набор параметров используется и в
параболоидной модели Алексеева [8].
Для расчетов проникновении космических лучей в магнитосферу Земли необходимо
определить внешнюю границу магнитосферы, которую можно представить в виде
параболоида вращения, параметры которого зависят от параметров солнечного ветра
и межпланетного магнитного поля [9]. В хвостовой части границу магнитосферы
можно представить как часть сферы с радиусом 30 радиусов Земли. Следует
заметить, что с точки зрения рассматриваемой задачи точность определения границ
магнитосферы и их вариации не критичны.
